pagina di astronomiaLa teoria del Big Bang
La teoria cosmologica più accreditata per spiegare l’odierno aspetto dell’universo è quella di Big Bang, formulata da Gamow nel 1946, che si basa su due principi risalenti ai primi anni del XX secolo:
1. il Principio Cosmologico
2. la Relatività Generale
1. La materia nell’Universo è omogenea e isotropica (= è distribuita uniformemente in tutte le direzioni)
2. Se si suppone quanto detto al punto 1, si può usare la Relatività Generale per calcolare l’effetto gravitazionale corrispondente a quella materia. Poiché la gravità è una proprietà dello spazio-tempo, questo equivale a calcolare la dinamica dello spazio-tempo stesso.In particolare lo spazio-tempo può essere distorto per effetto gravitazionale solo in tre modi:
- curvatura positiva (Omega > 1), finito
- curvatura negativa (Omega < 1), infinito
- piatto (Omega = 1), infinito
Attenzione: la curvatura positiva, negativa o l’essere piatto sono attributi che non si riferiscono al suo aspetto reale! Sono delle proprietà geometriche. In particolare, in un Universo “positivo” e finito la somma degli angoli interni di un triangolo è > 180°, in quello “negativo” è < 180° ed in quello piatto è = 180°. Perciò un Universo piatto non si presenta come un foglio di carta sottile: significa solo che in esso le distanze tra i vari oggetti si misurano applicando le comuni regole della geometria Euclidea. |  |
La materia gioca dunque un ruolo fondamentale nel determinare la geometria dell’Universo.Tutta la materia attualmente presente nell’Universo al tempo del Big Bang aveva temperatura altissima e densità infinita! E’ utile ricordare alcune cose, per evitare dei luoghi comuni sul Big Bang:
1. il Big Bang non è avvenuto in un solo punto dello spazio come un’esplosione. E’ meglio pensarlo come l’apparizione simultanea dello spazio in tutto l’Universo. Infatti se l’Universo è infinito, è nato infinito. Solo se esso fosse finito, avrebbe avuto all’inizio volume nullo e si sarebbe espanso da li.
2. Per definizione l’Universo racchiude tutto lo spazio ed il tempo come lo conosciamo, quindi non è interesse del Big Bang stabilire dentro che cosa avviene l’espansione.
3. Non è interesse della Cosmologia stabilire cosa ha dato origine al Big Bang stesso.
Quando venne formulata la teoria della Relatività Generale nel 1917 l’idea di un Universo in espansione non era accettabile. Così, nonostante le equazioni della Relatività avessero fornito una soluzione che rendeva possibile un Universo in espansione, Einstein pensava che l’Universo dovesse essere statico e così inventò la costante cosmologica.Nel 1922 l’astronomo americano E. Hubble scoprì, studiando le righe dello spettro di emissione,che le galassie si stanno allontanando da noi con velocità proporzionale alla loro distanza; cioè v=Hd
dove v è la velocità della galassia, H è una costante di proporzionalità detta “di Hubble” e d è la distanza della galassia. La scoperta che l’Universo è in espansione ha fornito un’importante prova a sostegno della teoria di Big Bang. Teoria che venne confermata in seguito anche grazie alla scoperta della CMB, o Radiazione di Fondo Cosmico nelle Microonde. Questa radiazione è il resto fossile del passato caldissimo del nostro Universo, risalente ai primi istanti dopo il Big Bang.Si tratta di fotoni (quindi luce e quindi radiazione elettromagnetica) emessa circa 300.000 anni dopo il Big Bang (un tempo piccolissimo su scala astronomica) che, facendo gli opportuni calcoli, oggi dovrebbe avere una temperatura di circa 3 gradi Kelvin (ovvero –270°C). La sua esistenza era stata a lungo teorizzata e la scoperta, quasi del tutto accidentale, avvenne nel 1964 ad opera di due ingegneri della compagnia telefonica americana AT&T. Vedremo tra un po’ che lo studio di questa radiazione è importantissimo per capire e ricavare aspetti importantissimi del nostro Universo.
Le strutture dell'Universo
Come è fatto l’Universo? Una delle più belle immagini del telescopio spaziale è l’Hubble Deep Field che mostra stelle e galassie. Ma se si osserva l’Universo su larga scala quello che si osserva sono ammassi di galassie a costituire degli enormi filamenti.
 |
Come si sono formate queste strutture? La teoria di Big Bang, da questo punto di vista,è incompleta.Infatti le strutture che noi oggi osserviamo sono nate da disomogeneità (=diversità di densità e, quindi, di temperatura) presenti nella Radiazione di Fondo Cosmico. La teoria di Big Bang, nella sua formulazione più semplice, assume che materia e radiazione siano distribuite uniformemente nell’Universo e che la relatività sia valida universalmente.I cosmologi ritengono che le strutture oggi osservate si siano formate gravitazionalmente a partire da piccole fluttuazioni di densità nell’Universo primordiale più o meno così:
1. Quando l’Universo era grande solo 1/1000 di quello che è ora (~ 500.000 anni dopo il Big Bang) la densità della zona di spazio che contiene la Via Lattea era forse lo 0.5% più alta rispetto alle zone circostanti. Poiché la sua densità era più alta questa regione ha subito un’espansione più lenta rispetto alle zone circostanti.
2. A causa di questa espansione rallentata, la sua densità relativa è aumentata.Quando l’Universo era circa 1/100 delle dimensioni attuali (~ 15 milioni di anni dopo il Big Bang) la nostra regione di spazio era più densa delle circostanti del 5%.
3. Questa crescita graduale continua mentre l’Universo si espande. Così 1.2 miliardi di anni dopo il Big Bang (quando l’Universo è 1/5 delle dimensioni attuali) la nostra regione di spazio ha una densità doppia rispetto a quelle circostanti. A questo punto si è formata la regione più interna della nostra Galassia; mentre le stelle delle regioni più esterne hanno una formazione più recente.
Queste fluttuazioni primordiali di densità dovrebbero essere rilevabili anche ai nostri giorni come fluttuazioni di temperatura della CMB. Queste fluttuazioni sono state effettivamente osservate durante missioni spaziali, prima con COBE
(http://space.gsfc.nasa.gov/astro/cobe/cobe_home.html) della NASA, recentemente con WMAP (http://map.gsfc.nasa.gov/) ancora della NASA, ed in futuro con una missione dell’agenzia spaziale europea (ESA) chiamata PLANCK. Sembra che queste fluttuazioni di densità siano state create durante quel periodo noto come dell’Inflazione verificatosi poco dopo il Big Bang, durante il quale l’Universo ha subito una rapida espansione. L’espansione ha portato ad una enfatizzazione dei piccoli difetti presenti, per cause ancora non accertate, nella struttura primordiale dell’Universo.
Che età hanno queste strutture? Se l’Universo è piatto, allora la sua età è data da 2/(3H) dove H è la costante di Hubble, il cui valore è attualmente stimato in 72 Km/sec/MegaParsec (1 Parsec=3.26 anni luce). Se invece l’Universo ha una densità molto bassa,allora la sua età è maggiore e si può calcolare come 1/H.
Il destino dell'Universo
Il destino dell’universo dipende dall’esito della lotta tra espansione e gravità. Se la densità dell’Universo è inferiore a quella critica (legata alla radice quadrata di H ),allora l’Universo continuerà ad espandersi. Se invece la densità di materia dell’Universo supera quella critica, allora l’Universo probabilmente tornerà in futuro a contrarsi in un Big Crunch finale.Tuttavia l’osservazione recente di supernovae ha mostrato una accelerazione nell’espansione dell’Universo,accelerazione legata probabilmente all’esistenza di una forma di materia dotata di pressione negativa,rappresentata dalla costante cosmologica.Questa strana forma di materia spesso viene anche indicata come "energia oscura”.Se l’influenza dell’energia oscura è sufficientemente grande,allora forse l’universo potrà espandersi all’infinito.Le osservazioni attuali condotte da WMAP evidenziano una densità di materia vicino a quella critica.Sembra dunque che il nostro Universo sia spazialmente piatto e se, come si suppone,i 7/10 della materia sono nella forma di energia oscura, allora continuerà la sua espansione per sempre.Le osservazioni continuano e si sta cercando di ottenere maggiori informazioni su questa energia oscura, la cui importanza è notevole per il destino del nostro Universo!
torna su a inizio pagina